Poszukiwanie planet poza Układem Słonecznym Marek Dróżdż Katedra Astronomii AP Poszukiwanie planet poza Układem Słonecznym

Zagadnienia Definicja planety Metody poszukiwania planet pozasłonecznych Mikrosoczewkowanie grawitacyjne, OGLE niedawno odkryta planeta Gliese 581c Przyszłościowe projekty badawcze

Definicja planety Planeta – obiekt astronomiczny okrążający gwiazdę lub pozostałości gwiezdne, nieprzeprowadzający reakcji termojądrowej w swoim wnętrzu, wystarczająco duży, by uzyskać prawie okrągły kształt oraz osiągnąć dominację w przestrzeni wokół swojej orbity. W odróżnieniu od gwiazd, świecących światłem własnym, planety świecą światłem odbitym.

Definicja planety 24 sierpnia 2006 roku na kongresie Międzynarodowej Unii Astronomicznej (IAU) w Pradze uchwalona została definicja planety w Układzie Słonecznym. Zgodnie z tą definicją, planetą jest ciało niebieskie, które: znajduje się na orbicie wokół Słońca posiada wystarczającą masę, by własną grawitacją pokonać siły ciała sztywnego tak, aby wytworzyć kształt odpowiadający równowadze hydrostatycznej (prawie kulisty) oczyściło sąsiedztwo swojej orbity z innych względnie dużych obiektów. Obiekty niespełniające trzeciego warunku i niebędące księżycami są określane jako planety karłowate. Obiekty niespełniające drugiego i trzeciego warunku (a niebędące księżycami) to małe ciała Układu Słonecznego.

Rezolucja IAU: definicja planety w Układzie Słonecznym Współczesne obserwacje zmieniają nasze rozumienie układów planetarnych, a istotne jest aby nomenklatura obiektów odzwierciedlała ten fakt. Ma to zastosowanie, w szczególności, do określania "planet". Słowo "planeta" oryginalnie oznaczało "wędrowców", których znano jedynie jako światełka poruszające się po niebie. Najnowsze odkrycia prowadzą nas do stworzenia nowej definicji, którą ustalamy przy pomocy obecnie dostępnych informacji naukowych. Rezolucja 5A Wobec tego IAU postanawia, że planety i inne ciała w Układzie Słonecznym zostaną zdefiniowane w trzech różnych kategoriach w następujących sposób: Planeta1 jest ciałem niebieskim, które (a) znajduje się na orbicie wokół Słońca, (b) ma wystarczającą masę aby własną grawitacją pokonać siły ciała stałego tak, aby wytworzyć kształt odpowiadający równowadze hydrostatycznej (prawie okrągły) oraz (c) wyczyściło przestrzeń w pobliżu swojej orbity. "Planeta karłowata" jest ciałem niebieskim, które (a) znajduje się na orbicie wokół Słońca, (b) ma wystarczającą masę aby własną grawitacją pokonać siły ciała stałego tak, aby wytworzyć kształt odpowiadający równowadze hydrostatycznej (prawie okrągły)2, (c) nie wyczyściło przestrzeni w pobliżu swojej orbity oraz (d) nie jest satelitą. Wszystkie pozostałe obiekty3 okrążające Słońce, oprócz satelitów, powinny być określane wspólnie jako "małe ciała Układu Słonecznego" 1Ośmioma planetami są: Merkury, Wenus, Ziemia, Mars, Jowisz, Saturn, Uran i Neptun. 2IAU podejmie działania w celu ustalenia granicy pomiędzy obiektami z kategorii "planet karłowatych", a pozostałymi 3Obecnie jest to większość planetoid Układu Słonecznego, większość obiektów transneptunowych (TNOs), komet i innych małych ciał.

Ogólna definicja planety (pozasłonecznej) Definicja przedstawiona w 2001 i 2003 r. w oświadczeniu Grupy Roboczej IAU ds. Planet Pozasłonecznych. Zgodnie z tą definicją, planetą jest obiekt, który: okrąża gwiazdę lub pozostałości gwiezdne posiada masę mniejszą, niż masa wymagana do przeprowadzenia fuzji jądrowej deuteru (czyli ok. 13 mas Jowisza) spełnia wymagania minimalnej masy takie same, jak w przypadku planet Układu Słonecznego (obecnie: kryterium równowagi hydrostatycznej). Niegwiazdowe obiekty o masie większej od minimalnej masy wymaganej do przeprowadzenia fuzji deuteru są nazywane brązowymi karłami.

Obiekty spełniające warunek maksymalnej masy, ale swobodnie unoszące się w przestrzeni w młodych gromadach gwiazd nie są planetami; IAU sugeruje określanie takich obiektów mianem brązowych podkarłów. Definicja z 2003 r. nie przesądza natomiast statusu pozostałych obiektów spełniających warunki masy przewidziane dla planet, ale wolno unoszących się w przestrzeni międzygwiazdowej (poza młodymi gromadami gwiazd). Niektórzy astronomowie proponują określanie wszystkich takich obiektów mianem planemo.

Planety Układu Słonecznego Osiem planet Układu Słonecznego ponumerowanych wg rosnącej odległości od Słońca: Merkury (1) Wenus (2) Ziemia (3) Mars (4) Jowisz (5) Saturn (6) Uran (7) Neptun (8)

Planety pozasłoneczne Planety pozasłoneczne to planety znajdujące się w pozasłonecznych układach planetarnych, czyli układach wokół gwiazd innych niż Słońce. Obecnie znanych jest 235 pozasłonecznych planet (stan na 10 maja 2007 r.) w 201 systemach planetarnych (w tym 24 systemach wielokrotnych, z więcej niż jedną planetą). Dwa spośród tych systemów planetarnych to systemy sformowane wokół pulsarów; krążą w nich łącznie 4 planety, przy czym jeden z tych systemów wokół pulsara jest wielokrotny. Najczęściej pozasłoneczne układy planetarne znacznie różnią się od Układu Słonecznego, co po części może być pozorem wynikającym z niedoskonałości metod ich wykrywania. Potrójny zachód słońca na HD 188753 Ab - wizja artysty Widok na Proximę Centauri z hipotetycznej planety (dziś nie jest jeszcze ostatecznie potwierdzone jej istnienie). Pięć gwiazd z prawej strony tworzących literę W to znany z Ziemi gwiazdozbiór Kasjopei. Szósta najjaśniejsza gwiazda między Proximą a Kasjopeą to nasze Słońce.

Metody poszukiwania planet pozasłonecznych Obserwacje pulsarów Efekt Dopplera Astrometria Metoda tranzytów, czyli obserwacje przejść planety przed tarczą gwiazdy Bezpośrednie obserwacje planety (metody interferometryczne) Obserwacje mikrosoczewkowania grawitacyjnego (OGLE)

Obserwacje pulsarów Jeżeli gwiazda to pulsar, to obecność planety powoduje bardzo subtelne (rzędu mikrosekund i mniejsze) zaburzenia okresu jego obrotu (a zatem i pulsacji). Mierząc i analizując te zmiany, uzyskujemy informacje o danym układzie.

Pierwszą planetę pozasłoneczną odkrył w 1991 roku polski astronom Aleksander Wolszczan. We wrześniu 1991 przy pomocy radioteleskopu w Arecibo (Portoryko) odkrył pierwsze 3 planety poza Układem Słonecznym, krążące wokół pulsara PSR B1257+12 w konstelacji Panny. (W lutym 2005 roku na konferencji w Aspen w Kolorado ogłosił, że wraz z Maciejem Konackim odkrył jeszcze czwartą planetę w tym układzie.) Niezwykłe było to, że planety odnaleziono wokół gwiazdy, która zakończyła swój żywot miliony lat temu w eksplozji supernowej. Część naukowców sądziła, że były one niegdyś gazowymi olbrzymami, które wybuch umierającej gwiazdy odarł z zewnętrznych powłok, pozostawiając skaliste jądra. Dziś sądzi się raczej, że powstały one dużo później, na gruzach nieistniejącego układu. Ilustracja przedstawia prawdopodobny wygląd drugiej planety okrążającej pulsara

Zmiany prędkości radialnej -Efekt Dopplera Pierwsze planety pozasłoneczne krążące wokół "zwykłych" gwiazd odnaleziono dzięki wnikliwej obserwacji widma gwiazd. W 1995 roku została odkryta pierwsza planeta wokół gwiazdy podobnej do Słońca, należącej do ciągu głównego o typie widmowym G2.5V (51 Pegasi). Odkryty układ znacznie różnił się od Układu Słonecznego. 51 Pegasi b (inaczej Bellerophon) okazała się być planetą wielkości Jowisza (0,57 Mj – mas Jowisza) krążącą w odległości zaledwie 0,05 AU, czyli dwadzieścia razy bliżej niż zwykle dzieli Ziemię od Słońca. 51 Pegasi

Zmiany prędkości radialnej -Efekt Dopplera Na skutek efektu Dopplera następuje przesunięcie linii widmowych obserwowanej gwiazdy. W wyniku uzyskuje się krzywą prędkości radialnej gwiazdy i okres obiegu gwiazdy i planety wokół wspólnego środka masy. W uproszczeniu te dane pozwalają na wyznaczenie masy planety i półosi orbity. W ten sposób można wykryć albo bardzo masywne planety albo krążące niezwykle blisko gwiazdy macierzystej. Wydaje się, że na dzień dzisiejszy jest to najwydajniejsza metoda poszukiwania planet. Metoda pozwala obecnie wykrywać planety jowiszopodobne (a nawet mniejsze) - wywołujące prędkość radialną gwiazdy nie mniejszą niż 3 m/s

Zmiany prędkości radialnej -Efekt Dopplera Gwiazda oraz okrążająca ją planeta (planety) poruszają się wokół wspólnego środka masy. Ruch gwiazdy możemy obserwować jako ruch radialny (wzdłuż linii widzenia) oraz prostopadły do niego (styczny do sfery niebieskiej). Pierwszy z tych ruchów można obserwować w widmie gwiazdy jako dopplerowskie przesunięcia linii widmowych. W zależności od tego, czy gwiazda oddala się czy przybliża do obserwatora, następuje przesunięcie tychże linii w kierunku odpowiednio czerwieni bądź fioletu. Efekt ten jest bardzo mały i wymaga uzyskania widma o dużej rozdzielczości.

Astrometria Drugi z ruchów (ruch własny) obserwujemy jako tzw. „chybotanie się” gwiazdy , czyli zmianę współrzędnych gwiazdy nie wynikającą z innych przyczyn, np. precesji . Przez prawie 50 lat astronomowie usiłowali odnaleźć planety pozasłoneczne za pomocą astrometrii, czyli precyzyjnych pomiarów ruchu gwiazd po sferze niebieskiej, zaburzanego przez krążące planety. Metodą tą wskazano wiele gwiazd, które miały posiadać towarzyszy, lecz istnienia żadnego nie udało się potwierdzić. Słynna stała się kwestia planet krążących wokół gwiazdy Barnarda, których poszukiwaniu, a następnie walce o uznanie swojego odkrycia, większą część życia poświęcił Peter van de Kamp, a których w końcu nie odnaleziono.

Metoda tranzytu Jeżeli zdarzy się tak, że płaszczyzna orbity planety znajduje się w płaszczyźnie widzenia obserwatora, to w momencie przejścia planety przed tarczą swego słońca obserwujemy niewielki spadek jasności gwiazdy. Uzyskujemy w ten sposób komplet danych o układzie. Znając bowiem orientację orbity możemy określić masę planety (planet).

Metoda tranzytu Metoda tranzytów, czyli obserwacji przejść planety przed tarczą gwiazdy przynosi dziś już pewne sukcesy, mimo wszystkich jej ograniczeń. Daje ona możliwość wyznaczenia nie tylko masy, ale i promienia, a więc także gęstości planety. Pozwala także odkrywać globy bardzo odległe od Ziemi. Największym chyba jej triumfem stało się odkrycie atmosfery planety HD 209458 b (znanej jako Ozyrys), której skład pozwoliły ustalić dalsze obserwacje.

Ozyrys Ozyrys został odkryty w roku 1999. Dnia 27 listopada roku 2001 Teleskop Hubble'a wykrył obecność sodu w jego atmosferze. Był to pierwszy pomiar widma światła pochodzącego z pozasłonecznej planety. W roku 2003 astronomowie odkryli ogromną wodorową atmosferę, która otacza Ozyrysa. Otoczka wodorowa ma temperaturę 10 000°C. Tak rozgrzany gaz może opuścić studnię grawitacyjną Ozyrysa, co powoduje że 10 000 ton wodoru ucieka z tej planety w ciągu tylko jednej sekundy. Analiza światła gwiazd (w 2004) przechodzącego przez otoczkę gazową Ozyrysa wykazało, że również atomy węgla i tlenu opuszczają rozdętą atmosferę. Przyczyną tego zjawiska może być unoszenie hydrodynamiczne. Ozyrys ma podobny do komet ogon który ciągnie się na 200 000 km. W 2007 roku na podstawie analizy światła podczas kolejnego tranzytu gwiazdy badacze ustalili, że istnieje duże prawdopodobieństwo obecności pary wodnej na HD 209458b. Ozyrys jest pierwszą planetą, przy której udało się zaobserwować przejście na tle tarczy macierzystej gwiazdy, pierwszą posiadającą uciekającą atmosferę zawierającą tlen i węgiel. Tranzyt następuje co 3,5 dnia i trwa 3 godziny. Sam Ozyrys zasłania 1,5% tarczy swojego słońca, lecz jego rozdęta otoczka wodorowa przesłania aż 15% powierzchni gwiazdy HD 209458. Dnia 22 marca 2005 roku Ozyrys jako pierwsza planeta pozasłoneczna został poddany bezpośrednim obserwacjom przez należący do NASA Teleskop Spitzera.

Wszystkie wymienione wyżej metody są pośrednie. Obserwuje się jedynie pewne efekty związane z obecnością planety (planet) związanych grawitacyjnie z gwiazdą, nie zaś samą planetę (planety). Okazuje się bowiem, że bezpośrednie zarejestrowanie planety nie jest rzeczą łatwą. Wynika to z faktu niewielkiej odległości planety od gwiazdy w porównaniu z odległością "obserwator – układ" oraz z niewielkiej jasności planety w porównaniu z jasnością jego słońca. Mówimy, że planeta „tonie” w blasku gwiazdy.

Metody interferometryczne Stosując metody interferometryczne (wykorzystujące zjawisko interferencji), można uzyskać „przygaszenie” obiektu (gwiazdy) w centrum pola widzenia teleskopu i jednoczesne wzmocnienie jasności obiektu (planety), znajdującego się w niewielkiej odległości od tegoż centrum. Jeśli jednak rozdzielczość obrazu nie będzie wystarczająca, to powyższe zabiegi na niewiele się zdadzą. Istotne znaczenie ma tu nasza atmosfera. Z tego też względu teleskopy mające bezpośrednio wykrywać planety będą wynoszone na orbitę okołoziemską. Wpływ na rozdzielczość obrazu mają również wymiary obiektywu teleskopu.

Metody interferometryczne Metoda ta polega ona na obserwacji gwiazdy równocześnie przez dwa sprzężone układy optyczne. Fale rejestrowane przez jeden układ zostają odwrócone i nałożone na obraz z drugiego przyrządu. Fale wzajemnie się wygaszają – światło gwiazdy ulega "przytłumieniu", jednak planeta nie znajduje się w tak idealnej konfiguracji z optyką i jej światło zostaje wzmocnione. Pozwala to na poprawę niekorzystnego stosunku jasności planety i gwiazdy o kilka rzędów wielkości.

Mikrosoczewkowanie grawitacyjne Wykrywanie planet tą metodą polega na obserwowaniu gwiazd i znajdowaniu takich, które "zakrywają" inną, odleglejszą gwiazdę. W sytuacji takiej gwiazda zdaje się być jaśniejsza, nawet kilkakrotnie. Obserwując krzywą zmiany jasności podczas zakrycia (co może trwać kilka miesiecy) uzyskujemy informację o ewentualnych planetach, które "pojawiają" się na krzywej jako odchylenia. Planety pojawiają się na krzywej, ponieważ swoją masą także zakrzywiają światło odległej gwiazdy, w ten sposób oznajmiając nam swoje istnienie.

Mikrosoczewkowanie grawitacyjne Jeśli światło z jakiegoś obiektu przejdzie w pobliżu ciała o dużej masie np. gwiazdy to następuje zakrzywienie światła tak jak w soczewce i obiekt widać jaśniej. Należy uważnie śledzić blask gwiazd w naszej Galaktyce i czekać na ich nagłe pojaśnienia, które oznaczałyby, że na drodze ich światła do Ziemi stanęła jakaś gwiezdna soczewka. Jeśli zaś tej "soczewce" towarzyszy planeta, to zniekształci jej działanie i zamiast jednego wzmocnienia będzie drugie ale dużo słabsze, co widać na czerwonym wykresie. Ta metoda wymaga cierpliwości. Trzeba stale obserwować miliony gwiazd, czekać, aż jedna z nich przesłoni drugą i mieć nadzieję, że będzie w tym zdarzeniu uczestniczyła planeta. Gwiazda w Strzelcu na zdjęciu z lewej jest niewidoczna bez soczewkowania i z prawej podczas soczewkowania

Mikrosoczewkowanie grawitacyjne Oto krzywa zmian jasności zjawiska mikrosoczewkowania grawitacyjnego OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53 pierwszej planety odkrytej tą metodą wraz z dopasowanym modelem:

OGLE The Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE) - "Eksperyment Soczewkowania Grawitacyjnego" to projekt naukowy mający na celu wykrywanie i obserwację zjawisk mikrosoczewkowania grawitacyjnego prowadzony za pomocą polskiego teleskopu w Las Campanas Observatory w Chile przez naukowców z Obserwatorium Astronomicznego Uniwesytetu Warszawskiego pod kierunkim prof. Andrzeja Udalskiego. Eksperyment prowadzony jest od 1992 roku. Obecnie trwa trzecia faza projektu (OGLE-III). Teleskop o średnicy 1,3 metra, pracujący w obserwatorium Las Campanas w Chile.

OGLE Dotychczas zaobserwowano kilka tysięcy przypadków pojaśnienia gwiazd przez przechodzące przed nimi niewidoczne obiekty należące do ciemnej materii. Oprócz tego wykryto około 300 tysięcy gwiazd zmiennych w centrum Drogi Mlecznej oraz w Obłokach Magellana. Jednym z największych osiągnięć projektu OGLE jest odkrycie około 200 gwiazd okresowo przyćmiewanych przez krążące wokół nich niewielkie, ciemne obiekty. Dotychczas w pięciu przypadkach potwierdzono, że obiektami tymi są planety pozasłoneczne. Oprócz tego grupa OGLE wraz z nowozelandzkim projektem MOA jako pierwsza zaobserwowała planetę pozasłoneczną używając metody mikrosoczewkowania grawitacyjnego.

OGLE W 2005 roku zespół OGLE, działając we współpracy z międzynarodowym projektem PLANET oraz zespołem MOA odkrył najmniejszą, a przy tym najbardziej podobną do Ziemi, ze znanych dotąd planet pozasłonecznych - OGLE-2005-BLG-390Lb. Artystyczna wizja planety OGLE-2005-BLG-390Lb odkrytej przez zespół OGLE

OGLE Zespół OGLE stanowią: prof. dr hab. Andrzej Udalski, prof. dr hab. Marcin Kubiak, dr hab. Michał Szymański, dr hab. Grzegorz Pietrzyński, dr Igor Soszyński, dr Łukasz Wyrzykowski, mgr Olaf Szewczyk z Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Warszawskiego. Współpracownikiem projektu był prof. dr hab. Bohdan Paczyński z Princeton University w USA. Bohdan Paczyński Urodził się w 1940 r. w Wilnie. Studiował i doktoryzował się na Uniwersytecie Warszawskim. Obecnie jest związany z Uniwersytetem w Princeton. Światowy rozgłos przyniosły mu prace nad błyskami gamma. Jako jeden z pierwszych zauważył, że te tajemnicze błyski pochodzą spoza naszej Galaktyki. W połowie lat osiemdziesiątych wpadł na pomysł, jak wyśledzić drobne, nieświecące gwiazdy, czarne dziury i planety, które mogą stanowić sporą część tzw. ciemnej materii. Ta metoda nazywa się mikrosoczewkowaniem grawitacyjnym. Jest współtwórcą nowej fotometrycznej metody poszukiwania pozasłonecznych planet. Zmarł 19 kwietnia 2007 w Princeton

Gliese 581c Gliese 581 c odkryta niedawno, planeta pozasłoneczna orbitująca wokół gwiazdy czerwonego karła Gliese 581. Uważa się, że planeta znajduje się w odległości od gwiazdy, gdzie temperatura powierzchni planet pozwala na istnienie wody w stanie ciekłym, a co za tym idzie istnieją na niej warunki dogodne do powstania życia tlenowego. Planeta znajduje się w gwiazdozbiorze Wagi około 20,5 lat świetlnych (~194 tryliony kilometrów, ~120 trylionów mil) od Ziemi, co astronomicznie jest odległością bardzo małą.Gliese 581 c zajmuje 87. miejsce na liście najbliższych układów planetarnych względem Ziemi. Gliese 581 c może być pierwszą pozasłoneczną planetą, której temperatura powierzchni jest podobna do ziemskiej.

Gliese 581c Planeta została odkryta przez zespół Stéphana Udry z Genewskiego Obserwatorium w Szwajcarii, odkrycie zostało ogłoszone 24 kwietnia 2007 roku. Odkrycia dokonano za pomocą urządzenia do pomiarów radialnych prędkości gwiazd HARPS zainstalowanego na 3,6 metrowym teleskopie w Obserwatorium La Silla (Chile) - należącego do Europejskiego Obserwatorium Południowego. Zespół zamierza teraz przy pomocy wyniesionego na orbitę kanadyjskiego teleskopu "MOST" prowadzić dokładniejsze badania planety.

Gliese 581c Masa. Znając masy wcześniej odkrytych planet Gliese 581 b, i Gliese 581 d, obliczono, że Gliese 581 c posiada masę przynajmniej 5,03 mas ziemskich. Masa planety nie może być dużo większa ponieważ układ stał by się niestabilny. Wiek. Szacuje się, że układ Gliese 581 ma około 4,3 miliardów lat, dla porównania Układ Słoneczny ma około 4,6 miliardów lat. Promień. Zakładając, że Gliese 581 c jest planetą skalistą z dużym, żelaznym jądrem, jej promień jest większy o około 50% od promienia ziemskiego. Grawitacja na powierzchni takiej planety jest około 2,2 raza większa niż ziemska. W przypadku, kiedy okazałoby się, że jest to planeta zbudowana z wody i lodu, promień byłby podobnych rozmiarów, natomiast przyciąganie grawitacyjne byłoby około 1,25 razy większe od ziemskiego.

Gliese 581c Orbita. Czas obiegu Gliese 581 c wokół gwiazdy wynosi 13 ziemskich dni, jej promień orbity (11 milionów km) to tylko około 7% promienia orbity ziemskiej (150 milionów km). Ponieważ gwiazda wokół której orbituje Gliese 581 c jest mniejsza i chłodniejsza od Słońca - a więc produkująca mniej światła - promień orbity plasuje planetę na gorącym "krańcu" ekosfery. Jednak chociaż całkowita ilość wydzielanego przez gwiazdę światła wynosi około 1,3% ilości tego wydzielanego przez Słońce, planeta otrzymuje więcej ciepła niż Wenus. Taka bliskość oznacza również, że gwiazda dla obserwatora stojącego na planecie ma 5,2 razy większą średnicę, niż średnica słońca dla obserwatora stojącego na Ziemi.

Gliese 581c Temperatura. Używając zmierzonej wartości produkowanego przez Gliese 581 światła możliwe jest obliczenie temperatury panującej na powierzchni Gliese 581 c. Wartość ta na podstawie modelowania komputerowego wynosi w przybliżeniu od -3°C do 40°C. Woda w stanie ciekłym. Gliese 581 c znajduje się w ekosferze, co daje możliwość występowania na jej powierzchni wody w stanie ciekłym, co jak wiemy jest jednym z niezbędnych elementów do istnienia życia tlenowego.

Interferometria W obecnym roku skończy się zestrajanie bliźniaczych teleskopów Keck'a, twórcy projektu obiecują, że dzięki niemu będzie możliwe wykrywanie planet "chyboczących" gwiazd wielkości Urana o ile badany układ nie będzie znajdował się dalej niż 60 lat świetlnych od nas. To bardzo dobra wiadomość! Uran posiada jedynie 15 krotnie większą masę od Ziemi, należy sobie uświadomić, że odkrywane do tej pory planety posiadały masę od kilkudziesięciu do nawet kilku tysięcy większą od Ziemi! Postęp byłby więc ogromny. Keck zawdzięcza swoją czułość interferencji (interferencja to nakładanie się fal) dzięki interferencji być może bezpośrednio zaobserwujemy planetę. Jak wcześniej było mówione planeta ginie w blasku swej gwiazdy, ale dzięki interferencji naukowcy "przygaszą" gwiazdę a wtedy być może zobaczymy zarys planety. Jakość obrazu będzie słaba nie ujrzymy detali powierzchni. Podobnie jak poprzednio tą metodą będzie można obserwować obiekty oddalone nie więcej niż 60 lat świetlnych natomiast sama planeta będzie musiała być przynajmniej wielkości Jowisza i posiadać wysoką temperaturę powierzchni. Zespół bliźniaczych teleskopów znajduje się w Hawajach na szczycie Mauna Kea. (fot. NASA)

Interferometria Zespół teleskopów o nazwie The Very Large Telescope Interferometer (bardzo duży teleskopowy interferometr ) buduje ESO, nazwa nie jest przypadkowa urządzenie tworzą cztery teleskopy. Pierwsze próby rozpoczęto w 2000 roku, ale stuprocentową wydajność urządzenie osiągnie ok. 2004 roku. Tak jak Keck The VLT będzie poszukiwał i fotografował planety. Teleskopy The VLT obsługuje małe miasteczko naukowców i osób obsługi razem ok. 150 osób. Do najbliższego miasta jest ponad sto kilometrów, ale jak mówią naukowcy czego nie robi się dla nauki. (fot. ESO PR Photo)

Interferometria Planety wielkości Ziemi zobaczymy gdy ruszą misje orbitalnych teleskopów badawczych takich jak Space Interferometry Mission ( w skrócie SIM) czy Planet Imager. Misja SIM rozpocznie się w 2009 roku, kiedy tozespół teleskopów zostanie umieszczony na orbicie Futurystyczny projekt Planetary Imager (NASA), zespół orbitalnych teleskopów wykorzystujących zjawisko interferencji będzie zdolny wykonywać zdjęcia odległych planet wielkości Ziemi z rozdzielczością 25 na 25 pixeli. (fot. NASA)